Unser Universum: Vergangenheit & Zukunft - TU Dresden · 2003-08-01 · Unser Universum:...
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Forschungszentrum Rossendorf + TU Dresden
Unser Universum:Vergangenheit & Zukunft
B. Kämpfer
Veränderliche Welt: kosmische Expansion Sterne: Vergehen & Werden chemische Elemente Alles fließt
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R = 7 x 10^5 kmT = 6 x 10^3 – 10^7 KM = 2 x 10^30 kg
1 AE = 1,5 x 10^8 km
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2 Sternhaufen in LMC
10^4 Sterne
166000 LJ
50%:50 Mill. J
20%:4 Mill. J
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Globular Cluster M22 (in Galaxis): 100000 Sterne
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Eta Carina Nebula: H II Region, 8000 LJ (Galaxis)
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Unser Milchstraße:die Galaxis
Masse:2 x 10^11 SterneDurchmesser:90,000 LJ
Eine von vielenGlaxien
Black Hole
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Sombrero HatBarred Spiral NGC 1385 M 31
Whirpool Galaxy Pair CPG 453
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Galaxien
Gruppen Haufen
Superhaufen
Galaxien ? = ? Bausteine desUniversums
Blick an das Ende der Welt?
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Hubble Space Telescope
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Sturm aufJupiter
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Wie es begann
t = 0: Urknall
Vor 12 Milliarden Jahren
Expansion des Raumes
Materie in Form von Elementarteilchen (heiß & dicht)
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Einstein & Relativitätstheorie
3 + 1 = 4Gravitation = Krümmung der Raum-Zeit
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Expansion => Kühlung + Verdünnung
t = 10^-9 Sek, T = 10^15 K:Symmetriebrechung von e.m. und schwacher WW ---> Elektronen vs. Neutrinos
t = 10^-5 Sek, T = 2 x 10^12 K:Quarks + Gluonen ---> Protonen, Neutronen
Kondensation von Dampf ---> Wassertröpfchen
Materiebausteine
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t = 10 – 100 Sek, T = 10^10 – 10^8 K:Synthese der leichten Atomkerne
Elementsynthese
t = 300000 Jahre, T = 3000 K:Bildung erster Atome, Abkoppeln der Photonen
Dann: Galaxien (Haufen), ..., Sterne, Planeten
- Be, Li
-->Hintergrundstrahlung
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Großräumige Strukturbildung
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Expansion des Raumes
Demokratieprinzip
R R R
R = „Weltradius“
Einstein-Theorie
+
Wie es weitergeht (endet?)
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R
t
Nov. 2002
Sattel
Ebene
Kugel
a new
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Dichte > krit. Dichte: Expansion ---> Kollaps
Dichte <,= krit. Dichte: Expansion
Wärmetod?Ausbrennen der SterneBilden neuer SterneGalaxienklumpungen/ weitere StrukturbildungInstabilität der „stabilen“ Teilchen: p ---> e X: Leptonenwüste
Dichtebestimmung ist wichtig
Dichte = Masse / Volumen
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Ist unser Universum einzigartig?
Antwort: ?
Einstein-Theorie: Abschnüren von Gebieten ---> Baby-UniversenWurmlöcher (Einstein-Brücken)
Parallel-Universen ... Weltenschaum
Neue Theorien: Strings & Membranen4 + 7 = 11Quantengravitation
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Wie es istPenzais & Wilson (1965) COBE (1995)
Boomerang (2000)
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Thermisches Spektrum
T
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Inflation:
?
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Unser Universum
Flach
Flach: 10^-29 g/cm^3
Negativer Druck ---> Beschleunigte Expansion
Bilanz der Massen/Energie-Dichte:
Helle Sterne: 0.5 %alle Baryonen: 5 %Dunkel-Materie: 30 % (nicht-Baryonen, kalt)Neutrinos: 0.1 ... 5 %Dunkel-Energie: 66 %
CBM-Anisotropie: Omega = 1
Primordiale Elementensynthese + Hheisses intergal. Gas, gal. Halos, MACHOS
Homogene Verteilung
CBM-AnistropieStrukturbildungneue Teilchen
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Dunkel-Materie gefunden?
Chandra 2002
Quasar
Heises Gas
Masse der Filamente von heissem Gas (T = 3 x 10^5 – 5 x 10^6 K)>> Masse der Sterne
In 1 Filement sindGaxis & Adromedaeingebettet
Filementstrukturendurch Graviationder Dunkel-Materiebestimmt
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Universum expandiert beschleunigt !
Hubble (1929): z = H L + ...
Rotverschiebung der Spektrallinien
Dopplereffekt
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Dopplereffekt
file:///home/koehler/alt-koehler/30_MPH_doppler.au
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Entfernungsbestimmung:
CepheidenSupernovae Ia
Standardkerzen
3 Supernovae in fernen Galaxien
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BeschleunigteExpansion:
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0 10^-30 10^-9 10^-6 10^2
Urknall Inflation e- p, n leichte (beschl. Exp.) Elemente
Sek
Jahre10^5 10^10
Atome Strukturformation beschl. Exp. ?
Hintergrund-Photonen
Strahlungskosmos
Materiekosmos
Dunkel-Materie-Kosmos
?
Einstein-TermDunkel-Energie (Vakuum)Quintessenz, ...
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Sterne: Werden & VergehenKernreaktionen ---> Energie
Zyklen: Wasserstoffbrennen, CNO, ...
1H + 1H ---> 2D + e+ + Neutrino + 1,44 MeV2D + 1H ---> 3He + Photon + 5,49 MeV3He + 3He ---> 4He + 1H + 1H + 12,85 MeV...
Material vom Urknall: 75% H + 25%He
Verbrennen leichter Kerne ---> Bildung schwerer Kerne (chemische Elemente)Starke Wechselwirkung
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Ende einer Reaktionskette ---> Strahlungsverluste---> Auskühlen ---> Schrumpfen ---> Erhitzen---> Zünden einer neuen Reaktionkette (sanft oder explosiv)
Ende aller Reaktionen: Kollaps---> Weißer Zwerg, Neutronenstern, Scharzes Loch
Neutrinos: Sonne: Davis (1964) SN1987A: Koshiba (1987)
Nobelpreis Physik 2002
Defizit
E(3alpha) ~ T^30 (2^30 = 10^9)
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Schicksal eines Sternes hängt von Masse ab
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Core-Kollaps & Hüllenexplosion = Supernova
Reste der Vela SN vor 1000 J
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Sterbender Stern: NGC 7027 (Sonnenahnlich, Ende des thermonuklearen Brennens
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WhirpoolGalaxy:Bildung neuerSterne
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Ursprung der schweren Elemente Fe, ..., Au, Pb, U
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Komplexe Reaktionsketten in Sternen, Supernovae, Neutronenstern-Kollisionen
Z
N
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ELBE im Forschungszentrum Rossendorf/Dresden
Klein, aber fein
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Bremsstrahlungs-Cave
Voraussetzung: hohe Temperaturen ---> Photonen der Wärmestrahlung: T ~ 10^11 K
E
Experimente zum Verhalten von Kernen im Photonenbad
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ZusammenfassungBeschleunigte Expansion des Universums,Dominanz von dunkler Materie & Energie
Prozesse der Strukturbildung auf großen Skalen
Elementbildung in Sternen & Supernovae